암흑 물질
천문학에서 말하는 암흑물질은 빛이나 전자기장과 상호작용하지 않는 것처럼 보이는 물질의 가상의 형태를 말합니다. 암흑물질은 일반상대성이론으로는 설명할 수 없는 중력효과에 의해 암시됩니다. 여기에는 은하의 형성과 진화, 중력 렌즈화, 관측 가능한 우주의 현재 구조, 은하 충돌에서의 질량 위치, 은하 내 은하의 움직임, 우주 마이크로파 배경을 말합니다.
우주론의 표준 CDM 모델에서 우주의 질량 에너지 함량은 보통 물질 5%, 암흑 물질 26.8%, 암흑 에너지 68.2%를 말합니다. 따라서 암흑물질은 전체 질량의 85%를 구성하고 암흑에너지와 암흑물질은 전체 질량-에너지량의 95%를 구성합니다.
암흑물질은 중력 이외에는 일반적인 중입자 물질이나 방사선과 상호작용하는 것으로 알려져 있지 않아 실험실에서는 검출이 어렵습니다. 암흑물질은 아직 발견되지 않은 아원자 입자로 예를 들어 약한 상호작용을 하는 거대 입자(WIMP)나 축삭과 같은 것입니다. 또 다른 주요 가능성은 암흑 물질이 원시 블랙홀로 구성되어 있다는 것입니다
암흑물질은 그 속도(보다 정확하게는 자유로운 스트리밍 길이)에 따라 '차가운', '따뜻한' 또는 '뜨거운'으로 분류됩니다. 최근 모델들은 입자가 서서히 축적됨에 따라 구조가 나타나는 차가운 암흑물질 시나리오를 선호해 왔지만 반세기에 걸친 무익한 암흑물질 입자 탐색 후 최근 중력파와 제임스 웹 우주망원경 관측은 원시적이고 직접적인 붕괴 블랙홀 사례를 상당히 강화했습니다.
천체물리학 커뮤니티는 일반적으로 암흑물질의 존재를 인정하고 있습니다만, 일반 암흑물질에 의해 잘 설명되지 않는 특정 관측에 관심을 갖고 일반 상대성 이론 표준 법칙의 다양한 변경을 주장하는 천체물리학자는 소수로 여겨집니다. 여기에는 수정된 뉴턴 역학, 텐서 벡터 스칼라 중력 또는 엔트로피 중력이 포함됩니다. 지금까지 제안된 수정 중력 이론 중 어느 것도 모든 관측 증거를 동시에 잘 기술할 수 없으며 중력을 수정해야 한다고 해도 어떤 형태의 암흑 물질이 필요하다는 것을 시사합니다.
역사
암흑물질 가설은 정교한 역사를 가지고 있습니다. 1884년에 진행된 일련의 강의를 바탕으로 주요 텍스트가 작성된 볼티모어의 분자역학과 빛의 파동이론에 관한 책 부록에서 켈빈 경은 태양 근방 항성들의 관측된 속도 분산으로부터 태양 주변 항성 수를 논했습니다. 태양은 2000만 년에서 1억 년 전의 것이라고 가정합니다. 그는 만약 태양으로부터 1킬로파초 안에 1억 개의 항성이 있다면 어떻게 될까(그 거리에서 시차는 1밀리아크초)를 제안했습니다. 켈빈경은 "우리가 추정하는 수억 개의 항성 중 대부분, 아마도 그 대다수는 암흑체 일 것"이라고 결론 내렸습니다. 1906년 은하수와 가스이론의 앙리 푸앵카레는 켈빈의 작품에 대해 논의할 때 프랑스어로 암흑물질이라는 용어를 사용했습니다. 그는 암흑물질의 양이 눈에 보이는 물질의 양보다 적어지는 것을 발견했습니다.
항성의 속도를 이용해 암흑물질의 존재를 시사한 두 번째는 1922년 네덜란드 천문학자 야콥 카푸테인입니다. 1930년 출간된 스웨덴의 Knut Lundmark는 우주가 관측할 수 있는 것 이상의 질량을 포함하고 있어야 한다는 것을 최초로 인식했습니다. 네덜란드인이자 전파 천문학의 선구자인 얀 오르트도 1932년 암흑 물질의 존재를 가설로 삼고 있습니다. 오르트는 국소 은하 근방에서 항성 운동을 연구하고 있으며 은하면의 질량이 관측된 것보다 큰 것이 틀림없다는 것을 발견했지만, 이 측정은 나중에 잘못된 것으로 판단되었습니다.
1933년 캘리포니아 공과대학에서 일하면서 은하단을 연구한 스위스 천체물리학자 프리츠 즈위키도 비슷한 추론을 했습니다. 즈위키는 빌리얼 정리를 혼수성단에 적용해 덩클 매테리아(암흑물질)라고 불리는 눈에 보이지 않는 질량의 증거를 얻었습니다. Zwicky는 가장자리 부근 은하의 움직임을 기반으로 질량을 추정하고 그 밝기와 은하수에 기반한 추정과 비교했습니다. 그는 이 성단의 질량이 시각적으로 관측할 수 있는 질량의 약 400배라고 추정했습니다. 가시 은하의 중력 효과는 이러한 빠른 궤도에는 너무 작았기 때문에 질량은 시야에서 숨겨야 합니다. 이러한 결론을 바탕으로 Zwicky는 몇몇 눈에 보이지 않는 물질들이 클러스터를 결합시키기 위한 질량과 관련된 인력을 제공했다고 추측했습니다. Zwicky의 추정치는 주로 허블 상수의 사용되지 않게 된 값 때문에 자릿수 이상으로 어긋났습니다. 오늘날 같은 계산에서는 더 큰 값을 발광 질량에 사용하여 작은 분수를 나타내고 있습니다. 그럼에도 불구하고 Zwicky는 그의 계산에서 문제의 대부분이 어둡다고 결론 내렸습니다.
질량 대 광비 이상의 추가 징후는 은하 회전 곡선의 측정에서 얻어졌습니다. 1939년 호레스 W 밥콕은 안드로메다 성운(현재 안드로메다 은하)의 회전 곡선을 보고하여 질량 대 광도비가 방사상으로 증가함을 시사했습니다. 그는 그것을 은하 내 광 흡수 또는 소용돌이 바깥 부분에서 역학이 변화한 데 따른 것이지 그가 발견한 누락 물질에 의한 것은 아니라고 말했습니다. 1939년 안드로메다 은하의 변두리에서 예상외로 빠른 회전과 질량 대 광비가 50이라는 밥콕의 보고를 받고 1940년 얀 올트는 NGC 3115의 큰 보이지 않는 광배에 대해 발견하고 집필했습니다.
1960년대
나중에 SETI Institute Senior Astronomer인 Seth Shostak에 의해 수행된 초기 라디오 천문학 관측에서는 항성을 궤도에 유지하는 데 필요한 중력을 만들어내는 수단으로 암흑물질이 존재함을 지적하여 6개 은하가 그 바깥 지역에서 너무 빠르게 회전하고 있음을 보여주었습니다.
1970년대
1960년대와 1970년대 벨라 루빈, 켄트 포드, 켄 프리먼의 작품은 더욱 강력한 증거를 제공했고 은하계 회전 곡선도 사용했습니다. 루빈과 포드는 새로운 분광기를 사용하여 에지온 소용돌이 은하의 속도 곡선을 보다 정확하게 측정했습니다. 이 결과는 1978년에 확인되었습니다. 영향력 있는 논문은 1980년에 루빈과 포드의 결과를 발표했습니다. 대부분의 은하는 눈에 보이는 질량의 약 6배의 암흑물질을 포함하고 있어야 하는 것으로 나타났는데, 그 때문에 1980년경까지 암흑물질의 분명한 필요성이 천문학에서 미해결 문제로 널리 인식되고 있었습니다.
루빈과 포드가 광회전 곡선을 탐색하는 동시에 전파 천문학자들은 새로운 전파 망원경을 사용하여 근처 은하의 원자 수소 21cm 선을 지도화하고 있었습니다. 성간 원자 수소(Hⅰ)의 방사형 분포는 집합적인 별빛으로 관측할 수 있는 것보다 훨씬 큰 은하 거리까지 확대되어 회전 곡선의 샘플링된 거리, 즉 총 질량 분포를 새로운 동적 영역으로 확장하는 경우가 많습니다. 안드로메다와 그린뱅크 300피트 망원경, 조드렐뱅크 250피트 접시의 초기 지도에서는 이미 Hⅰ 회전 곡선이 케플러의 감소 예상을 추적하지 않은 것으로 나타났습니다. 감도 높은 리시버가 이용 가능해짐에 따라 Roberts & Whitehurst (1975)는 안드로메다의 회전 속도를 광학 측정을 훨씬 넘어 30kpc까지 추적할 수 있었습니다. 대반경에서 가스 디스크를 추적하는 이점을 설명합니다. 바깥쪽 은하 회전 곡선의 평탄성을 나타내며 중심에서 정점에 도달한 솔리드 커브는 광학 표면 밀도이고 다른 쪽 커브는 누적 질량을 나타내며 최외측 측정에서는 여전히 직선적으로 상승합니다. 병행하여 은하계 밖의 Hⅰ 분광법에서의 간섭계 어레이의 사용이 개발되고 있었습니다. Rogstad & Shostak (1972)는 오웬스 밸리 간섭계로 지도화된 5개의 나선 HH 회전 곡선을 발표했습니다. 다섯 개의 회전 곡선은 매우 평탄하며 확장된 HH 디스크의 바깥 부분에서 매우 큰 질량 대 광비 값을 시사합니다.
1980년대
1980년대 일련의 관측은 은하단에 의한 배경 물체의 중력 렌즈화, 은하와 은하단에서의 핫 가스 온도 분포, 우주 마이크로파 배경에서의 이방성 패턴을 포함한 암흑 물질의 존재를 지지했습니다. 우주론자들의 합의에 따르면 암흑물질은 주로 미특성의 아원자 입자로 구성되어 있습니다. 이 입자를 다양한 방법으로 찾는 것은 입자 물리학의 주요 대처 중 하나다.
21세기
원시 블랙홀은 암흑물질의 거의 배타적 구성요소는 아니더라도 오랫동안 중요하다고 여겨졌지만 후자의 관점은 LIGO/Virgo 간섭계 중력파와 James Webb Space Telescope(JWST) 관측 모두에 의해 강화되었습니다. 암흑 물질로서의 PBH의 초기 제약은 일반적으로 대부분의 블랙홀이 유사하거나 동일(단색) 질량을 갖는다고 가정하며, 이는 LIGO/Virgo 결과에 의해 반증되며 실제 블랙홀 질량 분포가 광범위하게 플래티컬트임을 시사하는 추가적인 제안은 초기 대은하의 JWST 관찰에서 분명했습니다.
기술적 정의
표준 우주론적 계산에서 '물질'은 에너지 밀도가 스케일 팩터인 역입방체입니다. ∝ a-3)와 함께 스케일하는 우주의 구성요소를 의미합니다. 이는 스케일 계수 ρa-4의 역4제곱으로 스케일하는 '방사'와 a에 관해 변화하지 않는 우주 상수와는 대조적입니다. 물질과 방사선이 다른 스케일링 팩터는 방사선 적색편이의 결과입니다. 예를 들어, 일반 상대성 이론의 우주 팽창에 의해 관측 가능한 우주의 직경을 서서히 2배로 한 후 스케일 a는 2배가 되었습니다. 우주 배경 복사의 에너지는 반감했는데(각 광자의 파장이 2배가 되었기 때문에) 초기의 표준 모델 중성미자와 같은 초미분학적 입자의 에너지도 마찬가지로 반감됩니다. 우주 상수는 공간의 고유 특성으로서 고려되고 있는 부피에 관계없이 일정한 에너지 밀도를 가집니다.
원칙적으로 '암흑물질'은 눈에 보이지 않지만 여전히 ρa-3를 따르는 우주의 모든 구성요소를 의미합니다. 실제로 '암흑물질'이라는 용어는 암흑물질의 비중립자 성분만을 의미하는 경우가 많습니다. 즉, 「결락된 바리온」을 제외합니다. 문맥은 보통 어떤 의미가 의도되어 있는지를 나타냅니다.
관측 결과
암흑물질(빨간색으로 표시됨)은 중심 부근에 더 집중되어 있어 더 빠르게 회전하는 경향이 있고 소용돌이 은하의 팔은 은하 중심을 중심으로 회전합니다. 소용돌이 은하의 발광 질량 밀도는 중심에서 외곽으로 갈수록 감소합니다. 만약 발광질량이 모두 문제라면 은하를 중심 점질량으로 모델링해 태양계와 마찬가지로 그 주위를 공전하는 질량을 테스트할 수 있습니다. 케플러의 제3법칙부터는 태양계와 마찬가지로 중심으로부터의 거리에 따라 회전 속도가 저하될 것으로 예상되고 있습니다. 이것은 관찰되지 않습니다. 대신 은하의 회전 곡선은 중심으로부터의 거리가 증가함에 따라 평탄한 상태입니다.
케플러의 법칙이 맞다면, 이 불일치를 해결하는 명백한 방법은 소용돌이 은하에서의 질량 분포가 태양계와 비슷하지 않다고 결론짓는 것입니다. 특히 은하계 외곽에는 비발광물질(암흑물질)이 많습니다.
속도의 분산
속박계 항성은 virial 정리를 따라야 합니다. 이 정리는 측정된 속도 분포와 함께 타원 은하나 구상 성단과 같은 결합 시스템의 질량 분포를 측정하는 데 사용될 수 있습니다. 몇 가지 예외를 제외하고 타원 은하의 속도 분산 추정치는 항성 궤도의 복잡한 분포를 가정하더라도 관측된 질량 분포에서 예측된 속도 분산과 일치하지 않습니다.
은하의 회전 곡선과 마찬가지로 불일치를 해결하는 분명한 방법은 비발광 물질의 존재를 가정하는 것입니다.
은하단
은하단은 암흑물질 연구에서 특히 중요한데요, 그 질량은 세 가지 독립적인 방법으로 추정할 수 있기 때문입니다.
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클러스터 내의 핫 가스에 의해 방출되는 X선 에너지 스펙트럼과 플럭스에서 가스 온도와 밀도를 추정할 수 있어 압력을 줄 수 있습니다. 압력과 중력의 균형을 가정하여 클러스터의 질량 프로파일을 결정합니다.
중력 렌즈(보통은 더 먼 은하)는 역학(예를 들어 속도) 관측에 의존하지 않고 클러스터 질량을 측정할 수 있습니다.
일반적으로 이 세 가지 방법은 암흑물질이 가시물질을 약 5대 1 웃돈다는 합리적인 일치입니다.
중력렌즈
일반상대성이론의 결과 중 하나는 더 먼 광원(퀘이사 등) 사이에 있는 거대한 물체(은하단 등)로 관찰자는 이 광원으로부터의 빛을 굴절시키는 렌즈로 작용해야 합니다. 물체가 클수록 더 많은 렌즈가 관찰됩니다.
강한 렌즈는 배경 은하가 그러한 중력 렌즈를 통과할 때 관측된 아크로의 왜곡입니다. 이것은 Abell 1689를 포함한 많은 멀리 성단에서 관측되고 있습니다. 왜곡 기하학을 측정함으로써 개재된 클러스터의 질량을 얻을 수 있습니다. 이것이 행해진 수십 개의 경우, 얻은 질량 대 광비는 클러스터의 동적 암흑 물질 측정에 해당합니다. 렌즈는 이미지 복사로 이어질 수 있습니다. 여러 이미지 복사본의 분포를 분석함으로써 과학자들은 MACS J0416.1-2403 은하단 주변의 암흑물질 분포를 추정하고 지도화할 수 있었습니다.
약한 중력 렌즈는 광대한 은하 조사로부터의 통계적 분석을 사용하여 은하의 미세한 왜곡을 조사합니다. 인접한 배경 은하의 외관상 전단 변형을 조사함으로써 암흑 물질의 평균 분포를 특징지을 수 있습니다. 질량 대 광비는 다른 대규모 구조 측정에 의해 예측된 암흑 물질 밀도에 해당합니다. 암흑 물질은 빛 자체를 굽히지 않습니다; 질량(이 경우 암흑물질의 질량)은 시공을 굽힙니다. 빛은 시공간의 곡률에 따라 렌즈 효과를 가져옵니다.
2021년 5월, 암흑 물질 조사 협업을 통해 새로운 상세한 암흑 물질 지도가 밝혀졌습니다. 게다가 지도는 기계 학습법을 사용하여 은하를 연결하는 미발견 필라멘트 구조를 밝혀냈습니다.
2023년 4월 자연천문학 연구는 타원은하 HS0810+2554의 렌즈화에 관여하는 암흑물질의 추정 분포를 조사하여 암흑물질 내에서 간섭 패턴의 잠정적인 증거를 발견했습니다. 간섭 패턴 관찰은 WIMP와는 호환되지 않지만 10~ 22 eVaxion을 포함한 시뮬레이션과는 호환됩니다. 저자들은 다른 천체물리학적 렌즈를 검토함으로써 그 결과를 확증할 필요가 있음을 인정하면서 HS0810+2554와 같은 어려운 경우에도 (축삭계 암흑물질) 렌즈 이상을 해결하는 능력과 다른 천체물리학적 관측을 재현하는 데 성공했다고 주장했습니다. 액시온을 발동하는 새로운 물리학에 균형을 맞춥니다."
우주 마이크로파 배경
암흑 물질과 일반 물질은 모두 물질이지만, 그것들은 똑같이 행동하지 않습니다. 특히 초기 우주에서는 일반 물질은 이온화되어 톰슨 산란에 의해 방사선과 강하게 상호 작용했습니다. 암흑물질은 방사선과 직접 상호작용하지 않지만, 그 중력 퍼텐셜(주로 대규모)과 일반 물질의 밀도 및 속도에 미치는 영향에 의해 우주 마이크로파 배경(CMB)에 영향을 미칩니다. 따라서 통상적인 물질 섭동과 암흑물질 섭동은 시간이 지남에 따라 다르게 진화하여 CMB 상에 다른 각인을 남기게 됩니다.
우주 마이크로파의 배경은 완전한 흑체에 매우 가깝지만, 10만 분의 수의 극히 작은 온도 이방성을 포함하고 있습니다. 이방성 스카이맵은 각력 스펙트럼으로 분해될 수 있으며, 이는 거의 등간격으로 다른 높이에서 일련의 음향 피크를 포함하는 것으로 관찰됩니다. 피크 계열은 CMB FAST나 CAMB와 같은 현대 컴퓨터 코드에 의해 가정된 우주론적 파라미터 세트에 대해 예측할 수 있으며, 따라서 데이터와의 일치 이론은 우주론적 파라미터를 제한합니다. 첫 번째 피크는 대부분 중입자 물질의 밀도를 나타내고 세 번째 피크는 주로 암흑 물질의 밀도와 관련되어 물질과 원자의 밀도를 측정합니다.
CMB 이방성은 1992년 COBE에 의해 처음 발견되었는데, 이는 음향 피크를 검출하기에는 너무 거친 해상도였습니다. 2000년 기구를 매개로 하는 부메랑 실험에 의해 최초의 음향 피크가 발견된 후 2003-2012년에는 WMAP에서 정확하게 파워 스펙트럼이 관측되었고 2013-2015년에는 플랑크 우주선에서 보다 정확하게 관측되었습니다. 결과는 Lambda-CDM 모델을 지원합니다.
관측된 CMB 각력 스펙트럼은 암흑물질을 지탱하는 강력한 증거를 제공하는데, 그 정확한 구조는 람다-CDM 모델에 의해 잘 적합하지만 수정 뉴턴 역학(MOND)과 같은 경쟁 모델에서는 재현하기 어려운 부분이 있습니다.
구조의 형성
킬로도 조사의 중력 렌즈 분석을 기반으로 한 빈 패치의 암흑 물질에 대한 지도입니다. 구조 형성은 빅뱅 이후 밀도 섭동이 붕괴되어 별·은하·클러스터를 형성한 시기를 의미합니다. 구조 형성 전에 일반 상대성 이론에 대한 프리드먼 해는 균질한 우주를 기술합니다. 그 후 작은 이방성이 서서히 성장하여 균질한 우주를 항성이나 은하, 더 큰 구조로 응축했습니다. 일반 물질은 방사선의 영향을 받습니다 이것은 매우 초기에 우주의 지배적인 요소입니다. 그 결과 밀도 섭동은 밝혀져 구조에 응축할 수 없습니다. 만약, 우주에 보통 물질만 존재했다면 밀도 섭동을 현재 볼 수 있는 은하나 은하단으로 성장하기에 충분한 시간은 없었을 것입니다.
암흑물질은 방사선의 영향을 받지 않기 때문에 이 문제의 해결책을 제공합니다. 따라서 그 밀도 섭동은 최초로 성장할 수 있습니다. 그 결과 생긴 중력 퍼텐셜은 일반 물질이 나중에 붕괴하는 매력적인 가능성으로 작용하여 구조 형성 과정을 가속화합니다.
암흑물질이 존재하지 않는 경우 다음에 생각할 수 있는 가장 가능성이 높은 설명은 일반상대성이론(현재 중력이론)이 올바르지 않고 수정되어야 한다는 것이어야 합니다. 최근 두 은하단이 충돌한 결과인 총알 클러스터는 분명한 질량 중심이 중입자 중심에서 멀리 떨어져 있기 때문에 수정된 중력 이론에 도전합니다. 표준 암흑 물질 모델은 이 관측을 쉽게 설명할 수 있지만 수정된 중력은 훨씬 어렵습니다
La형 초신성 거리 측정
주요 기사: Ia형 초신성과 우주의 형상입니다.
Ia형 초신성은 은하계 밖의 거리를 측정하는 표준 양초로 사용할 수 있으며, 이는 우주가 과거에 얼마나 빠르게 팽창했는지를 측정하는 데 사용할 수 있습니다. 데이터는 우주가 가속도적으로 팽창하고 있음을 보여주며, 그 원인은 보통 암흑 에너지에 의한 것입니다. 관측 결과 우주는 거의 평평한 것으로 나타났기 때문에 우주의 모든 것의 총 에너지 밀도는 1(Ωtot ≈1)이 될 것으로 예상되고 있습니다. 측정된 암흑 에너지 밀도는 Ω입니다. ≈ 0.690이며 관측된 일반적인 (바리온성) 물질의 에너지 밀도는 Ωb ➄ 0.0482이며 방사선의 에너지 밀도는 무시할 수 있습니다. 이것에 의해, Ωdm ➄ 0.258이 누락되었지만, 그래도 물질처럼 작동합니다(상기 기술적 정의 섹션 참조).
하늘 조사와 중입자 음향 진동
중입자 음향 진동(BAO)은 우주의 가시적인 중입자 물질(통상 물질) 밀도의 대규모 변동입니다. 이들은 초기 우주의 광자-바리온 유체의 음향 진동에 의해 람다-CDM 모델에서 발생할 것으로 예측되며 우주 마이크로파 배경 각력 스펙트럼에서 관찰할 수 있습니다. BAO는 바리온을 위해 바람직한 길이 스케일을 설정합니다. 재결합 후 암흑물질과 중입자가 응집했기 때문에 가까운 우주의 은하 분포에서는 그 효과가 훨씬 약하지만 130~160Mpc로 분리된 은하에 비해 은하쌍이 147Mpc로 분리되는 미묘한(≧1%) 선호도로 감지할 수 있습니다. 이 기능은 1990년대에 이론적으로 예측되어 2005년에 두 개의 큰 은하 적색편이 조사인 Sloan Digital Sky Survey와 2dF Galaxy Redshift Survey다.[92] CMB 관측과 은하 적색편이 조사의 BAO 측정을 결합하면 허블 상수와 우주의 평균 물질 밀도의 정확한 추정이 가능해집니다. 이 결과는 Lambda-CDM 모델을 지원합니다.
